This site is not complete. The work to converting the volumes of സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം is on progress. Please bear with us
Please contact webmastersiep@yahoo.com for any queries regarding this website.
Reading Problems? see Enabling Malayalam

സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം സംരംഭത്തില്‍ നിന്ന്

16:24, 13 ജനുവരി 2016-നു നിലവിലുണ്ടായിരുന്ന രൂപം

ചന്ദ്രന്‍

Moon

ചന്ദ്രയാന്‍ പകര്‍ത്തിയ ചന്ദ്രന്റെ രൂപം

ഭൂമിയുടെ പ്രകൃത്യായുള്ള ഏക ഉപഗ്രഹം. സൂര്യന്‍ കഴിഞ്ഞാല്‍ ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള ജ്യോതിര്‍ഗോളം, മനുഷ്യന്‍ കാലുകുത്തിയിട്ടുള്ള ഏക ജ്യോതിര്‍ഗോളം എന്നീ പ്രത്യേകതകള്‍ ചന്ദ്രനുണ്ട്. സൗരയൂഥത്തിലുള്ള ഉപഗ്രഹങ്ങള്‍ക്കിടയില്‍ സാമാന്യം വലുപ്പം കൂടിയ ഒന്നാണ് ചന്ദ്രന്‍. 3476 കി. മീറ്ററാണ് ഇതിന്റെ വ്യാസം. ഭൂമിയില്‍ നിന്നു ചന്ദ്രനിലേക്കുള്ള ദൂരം 3,84,400 കി.മീറ്ററാണ്. ഭൂമിയില്‍ നിന്നു നോക്കുമ്പോള്‍ ചന്ദ്രനും സൂര്യനും ഒരേ വലുപ്പമായാണ് തോന്നുക; അതായത് രണ്ടിന്റെയും കോണിക വ്യാസം (angular diameter) ഏതാണ്ട് തുല്യമാണ്-ഏകദേശം അര ഡിഗ്രി (31 കോണിക മിനിട്ട്). ചന്ദ്രന്റെ പിണ്ഡം ഭൂമിയുടേതിന്റെ ആണ്. അതായത് 7.35 x 10¹⁹ ടണ്‍. ഘനത്വം ഒരു ഘനമീറ്ററിന് 3340 കി.ഗ്രാം. ഇത് ഭൂമിയുടെ മാന്റിലിന്റെ (mantle) ഘനത്വത്തിനോട് ഏകദേശം തുല്യമാണ്. പക്ഷേ, ചന്ദ്രനിലെ പാറകളുടെ ഘടന ഭൂമിയുടെ മാന്റിലിന്റേതില്‍ നിന്നു വ്യത്യസ്തമാണ്. ചന്ദ്രന്‍ പൊതുവേ ഇരുണ്ട ഒരു ഗോളമാണ്. അതില്‍ പതിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ 0.073 ഭാഗം മാത്രമേ ചന്ദ്രന്‍ പ്രതിപതിപ്പിക്കുന്നുള്ളൂ. ഈ പ്രതിപതന ക്ഷമത (albedo) ഭൂമിയുടെ കാര്യത്തില്‍ 0.33 ആണെന്നോര്‍ക്കുമ്പോള്‍ ഭൂമിയെ അപേക്ഷിച്ച് ചന്ദ്രന്‍ എത്രമാത്രം ഇരുണ്ടതാണെന്നു മനസ്സിലാകും. ചന്ദ്രനില്‍ അന്തരീക്ഷം തീരെയില്ല. കാന്തിക മണ്ഡലം വളരെ ദുര്‍ബലമാണ്. ചന്ദ്രന്‍ സ്വന്തം അച്ചുതണ്ടില്‍ കറങ്ങാനെടുക്കുന്ന സമയവും ഭൂമിയെ പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കാനെടുക്കുന്ന സമയവും തുല്യമായതിനാല്‍ ചന്ദ്രന്റെ ഒരു വശംമാത്രമാണ് നാം എപ്പോഴും കാണുന്നത്. ബഹിരാകാശ യാത്ര സാധ്യമായതിനുശേഷമാണ് മറുവശം കാണാന്‍ മനുഷ്യനു കഴിഞ്ഞത്.

ചലനങ്ങള്‍. ചന്ദ്രന്‍ സ്വന്തം അച്ചുതണ്ടില്‍ കറങ്ങുകയും ഒപ്പം ഭൂമിയെ പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഉത്തരധ്രുവത്തിനു മുകളില്‍നിന്നു നോക്കുമ്പോള്‍ ഭൂമിയെപ്പോലെതന്നെ അപ്രദക്ഷിണമായാണ് (counter clockwise) ചന്ദ്രനും കറങ്ങുന്നത്. ഭൂമിക്കു ചുറ്റുമുള്ള ചന്ദ്രന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥം ദീര്‍ഘവൃത്താകൃതി(ellipse)യിലാണ്. ഭൂമിയും ചന്ദ്രനും തമ്മിലുള്ള ദൂരം ഏറ്റവും അടുത്തെത്തുമ്പോള്‍ 3,56,330 കി.മീറ്ററും ഏറ്റവും അകന്നു നില്ക്കുമ്പോള്‍ 4,06,610 കി.മീറ്ററുമാണ്.

ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിയുടെ നിഴലില്‍ക്കൂടി കടന്നുപോകുമ്പോള്‍ ചന്ദ്രഗ്രഹണവും, ഭൗമോപരിതലത്തില്‍ ഒരു ഭാഗത്ത് ചന്ദ്രന്റെ നിഴല്‍ പതിക്കുമ്പോള്‍ ആ ഭാഗത്ത് സൂര്യഗ്രഹണവും അനുഭവപ്പെടുന്നു. ഭൂമിയുടെയും ചന്ദ്രന്റെയും പ്രദക്ഷിണപഥങ്ങള്‍ ഒരേ പ്രതലത്തിലായിരുന്നെങ്കില്‍ ചന്ദ്രന്‍ ഒരു പ്രദക്ഷിണം പൂര്‍ത്തിയാക്കുന്നതിനിടയില്‍ ഒരു സൂര്യഗ്രഹണവും ഒരു ചന്ദ്രഗ്രഹണവും ഉണ്ടാകുമായിരുന്നു; പൗര്‍ണമിനാളുകളില്‍ ചന്ദ്രഗ്രഹണവും അമാവാസി നാളുകളില്‍ സൂര്യഗ്രഹണവും. ഇതു സംഭവിക്കാത്തത് ചന്ദ്രന്റെ പ്രദക്ഷിണ പഥം ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന പ്രതലം ഭൂമിയുടേതിനോട് 5^o9' ചരിഞ്ഞിരിക്കുന്നതുകൊണ്ടാണ്. അതുകൊണ്ട്, ഭൂമിയുടെ പ്രദക്ഷിണപഥം ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന പ്രതലത്തെ ചന്ദ്രന്‍ മുറിച്ചു കടക്കുന്ന സമയത്തു മാത്രമേ ഗ്രഹണം ഉണ്ടാകൂ. നോ: ഗ്രഹണം

ഒരു പ്രദക്ഷിണം പൂര്‍ത്തിയാക്കുമ്പോള്‍ ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിയുടെ പ്രദക്ഷിണപഥത്തെ രണ്ടു പ്രാവശ്യം മുറിച്ചു കടക്കുന്നു: ഒരിക്കല്‍ തെക്കുനിന്നു വടക്കോട്ടും ഒരിക്കല്‍ വടക്കുനിന്നു തെക്കോട്ടും. ഇങ്ങനെ മുറിച്ചു കടക്കുന്ന സ്ഥലം (nodes) സൂര്യനെയും ഭൂമിയെയും അപേക്ഷിച്ച് ഒരേ സ്ഥാനത്തല്ല. അവ ചന്ദ്രന്‍ സഞ്ചരിക്കുന്നതിന്റെ എതിര്‍ദിശയിലേക്കു നീങ്ങുകയും 18 വര്‍ഷവും 11 1/3 ദിവസവും കൊണ്ട് ഒരു പ്രദക്ഷിണം പൂര്‍ത്തിയാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. സാരോസ് (Saros) എന്നാണ് ഈ കാലയളവിനെ പറയുന്നത്.

ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിയെ പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കാനെടുക്കുന്ന സമയത്തെ പ്രധാനമായി രണ്ടുതരത്തില്‍ നിര്‍വചിക്കാം; ഒന്ന് നിശ്ചലമായ നക്ഷത്രങ്ങളെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയും മറ്റൊന്ന് ഭൂമി, സൂര്യന്‍ എന്നിവയെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയും. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കിടയിലുള്ള ചന്ദ്രന്റെ സ്ഥാനം ഓരോ ദിവസവും മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നതായിക്കാണാം. ഇങ്ങനെ നീങ്ങിനീങ്ങി ചന്ദ്രന്‍ വീണ്ടും ആദ്യത്തെ സ്ഥാനത്തു തന്നെ തിരിച്ചെത്തുന്നു. ഇതിന് 27.321661 ദിവസം (27 ദിവസം 7 മണിക്കൂര്‍ 43 മിനിട്ട് 11.5 സെക്കന്‍ഡ്) വേണം. ഈ കാലയളവിനു സൈഡീരിയല്‍ കാലം (sidereal period) എന്നാണ് പറയുക. സൂര്യനെയും ഭൂമിയെയും അപേക്ഷിച്ച് ഒരു പ്രത്യേക സ്ഥാനത്തു നിന്നാരംഭിച്ച് തിരിച്ച് അതേ സ്ഥാനത്തെത്താന്‍ വേണ്ട കാലയളവാണ് സിനൊഡിക് കാലം (synodic period). ഉദാഹരണമായി, സൂര്യനും ഭൂമിയും ചന്ദ്രനും ഒരു നേര്‍വരയിലാകുമ്പോള്‍ മുതല്‍, ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിയെ ചുറ്റി സഞ്ചരിച്ച് വീണ്ടും മൂന്നും നേര്‍വരയിലാകുന്നതുവരെ. ഇത് ശ.ശ. 29.530882 ദിവസം (29 ദി. 12 മ. 44 മി. 28.2 സെ.) ആണ്. ഈ കാലയളവില്‍ ഏതാണ്ട് 13 മണിക്കൂര്‍വരെ വ്യത്യാസമുണ്ടാകാം.

സൈഡീരിയല്‍ കാലവും സിനോഡിക് കാലവും തമ്മില്‍ വ്യത്യാസമുണ്ടാകാന്‍ കാരണം ഭൂമി നിശ്ചലമല്ല, സൂര്യനെ പ്രദക്ഷിണം വച്ചുകൊണ്ടിരിക്കയാണ്, എന്നതാണ്. ചന്ദ്രന്‍ സ്വന്തം അച്ചുതണ്ടില്‍ കറങ്ങാനെടുക്കുന്ന സമയവും സൈഡീരിയല്‍ കാലവും തുല്യമാണ്. ഇക്കാരണത്താല്‍ ആണ് ചന്ദ്രന്റെ ഒരേവശം തന്നെ എപ്പോഴും ഭൂമിയുടെ നേരെ തിരിഞ്ഞിരിക്കുന്നത്.

ചന്ദ്രന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥം ഭൂമി കേന്ദ്രമായിട്ടുള്ള ശരിയായ വൃത്തമല്ലാത്തതുകൊണ്ട് ചന്ദ്രന്‍ ഓരോ പ്രാവശ്യവും ഭൂമിയെയും സൂര്യനെയും ബന്ധിക്കുന്ന നേര്‍വര മുറിച്ചു കടക്കുന്നത് അതിന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥത്തിന്റെ ഓരോ വ്യത്യസ്ത ഭാഗത്തുവച്ചാണ്. ചന്ദ്രന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥം ദീര്‍ഘവൃത്തീയമായതുകൊണ്ട് ഈ കാലങ്ങള്‍ തമ്മില്‍ ചെറിയ വ്യത്യാസമുണ്ടാകുന്നു.

ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിയുടെ പ്രദക്ഷിണപഥത്തെ രണ്ടുപ്രാവശ്യം മുറിച്ചു കടക്കുമെന്നു പറഞ്ഞല്ലോ. ഒരു ദിശയില്‍ (തെക്കുനിന്നു വടക്കോട്ടോ മറിച്ചോ) ഒരു പ്രാവശ്യം മുറിച്ചു പ്രദക്ഷിണം വച്ചു വീണ്ടും അതേ ദിശയില്‍ മുറിച്ചു കടക്കുന്ന സമയംവരെയുള്ള കാലത്തിനു ഡ്രാക്കോണിക് (draconic) അല്ലെങ്കില്‍ നോഡിക്കല്‍ (nodical) മാസമെന്നു പറയുന്നു. ഇത് 27.212 ദിവസം (27 ദി. 5 മ. 5 മി. 16.8 സെ.) ആണ്. സാരോസ് ചാക്രികചലനമാണ് ഇതിനു കാരണം. ചന്ദ്രന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥത്തില്‍ ഭൂമിയില്‍ നിന്ന് ഏറ്റവും ദൂരം കൂടിയ സ്ഥാനത്തിന് അപ്പോജീ (apogee) എന്നും ഏറ്റവും ദൂരം കുറഞ്ഞ സ്ഥാനത്തിനു പെരിജീ (perige) എന്നും പറയുന്നു. ഇവയില്‍ ഏതെങ്കിലും ഒരു സ്ഥാനത്തുനിന്നാരംഭിച്ച് ഭൂമിയെ ചുറ്റി തിരിച്ച് അതേ സ്ഥാനത്തെത്താന്‍ ചന്ദ്രന് 27.555 ദിവസം (27 ദി. 13 മ. 19 മി. 12 സെ.) വേണം. ഈ കാലയളവിന് അനോമലിസ്റ്റിക് (anomalistic) മാസം എന്നാണ് പറയുന്നത്. അപ്പോജീയും പെരിജീയും ഭൂമിയെ അപേക്ഷിച്ച് ഒരേ സ്ഥാനത്തല്ല എപ്പോഴും. ഇവ 8.85 വര്‍ഷത്തിലൊരിക്കല്‍ ഭൂമിയെ പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കുന്നു.

ചന്ദ്രന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണംമൂലം ഭൂമിയിലെ സമുദ്രങ്ങളില്‍ വേലിയേറ്റമുണ്ടാകുന്നു. ഘര്‍ഷണംമൂലം ഊര്‍ജനഷ്ടമുണ്ടാകാന്‍ ഇതു കാരണമാകുന്നു. ഇത് ഭൂമിക്ക് ഒരു ബ്രേക്കുമാതിരി പ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നുണ്ട്. വളരെ ചെറിയ തോതിലാണെങ്കിലും ഭൂമി കറങ്ങുന്നതിന്റെ വേഗത ഇക്കാരണത്താല്‍ കുറയുന്നുമുണ്ട്. മറിച്ച് ചന്ദ്രന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥത്തിലെ വേഗത ഇതേ കാരണത്താല്‍ കൂടുന്നുണ്ട്. ഇതിന്റെ ഫലമായി ചന്ദ്രന്‍ ക്രമേണ ഭൂമിയില്‍ നിന്ന് അകന്നുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ് (ഏകദേശം 4 സെ.മീ./വര്‍ഷം). ചന്ദ്രന്റെ ഇപ്പോഴത്തെ ശ.ശ. വേഗത ഒരു സെക്കന്‍ഡില്‍ ഏതാണ്ട് ഒരു കി.മീറ്ററാണ്. ഭൂമിയില്‍ നിന്നു നോക്കുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കിടയിലൂടെ ഒരു ദിവസം ശ.ശ. 13^o11' സഞ്ചരിക്കുന്നു. ഓരോ ദിവസവും ചന്ദ്രനുദിക്കുന്നത് തലേദിവസത്തേതിനെ അപേക്ഷിച്ച് ശ.ശ. 50 മിനിട്ട് വൈകിയാണ്.

ചന്ദ്രന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥം ദീര്‍ഘവൃത്താകൃതിയിലായതിനാല്‍ പഥത്തിന്റെ ഓരോ ഭാഗത്തും അതിന്റെ വേഗതയില്‍ വ്യത്യാസമുണ്ടാകും. എന്നാല്‍ ചന്ദ്രന്‍ സ്വയം കറങ്ങുന്നത് എപ്പോഴും ഒരേ വേഗതയിലാണുതാനും. ഈ വ്യത്യാസം കാരണം ഭൂമിയില്‍ നിന്നു നാം കാണുന്ന ചന്ദ്രന്റെ ഭാഗത്തിനു ചെറിയ മാറ്റങ്ങള്‍ ഉണ്ടായിക്കൊണ്ടിരിക്കും. പല ദിവസങ്ങളില്‍ തുടര്‍ച്ചയായി നിരീക്ഷിച്ചാല്‍ ചന്ദ്രന്‍ സാവധാനത്തില്‍ അങ്ങോട്ടുമിങ്ങോട്ടും കുറേശ്ശെ തിരിയുന്നതായാണ് (oscillate) തോന്നുക. ഇതു കാരണം നാം കാണുന്ന ചന്ദ്രബിംബം കുറേശ്ശെ മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കും. കൂടാതെ ചന്ദ്രന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥം ക്രാന്തിവൃത്തത്തോട് (ecliptic) അല്പം ചരിഞ്ഞിരിക്കുന്നതുകൊണ്ട് പഥത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗത്ത് ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിയുടെ തെക്കുവശത്തേക്കു നീങ്ങിയും മറ്റൊരു ഭാഗത്ത് വടക്കുവശത്തേക്കു നീങ്ങിയുമാണ് കാണപ്പെടുക. ഇതുമൂലവും ചന്ദ്രന്റെ ദൃശ്യമായ ഭാഗങ്ങളില്‍ മാറ്റമുണ്ടാകുന്നു. മാത്രമല്ല, നിരീക്ഷകന്‍ ഭൂമിയില്‍ത്തന്നെ തെക്കോട്ടും വടക്കോട്ടും പോകുന്നതനുസരിച്ചും ദൃശ്യമാകുന്ന ചന്ദ്രന്റെ ഭാഗത്തിനു ചെറിയ മാറ്റങ്ങളുണ്ടാകുന്നു. ഇങ്ങനെ ചന്ദ്രോപരിതലത്തിന്റെ ഏതാണ്ട് 59 ശ.മാ. വരെ ഭൂമിയില്‍ നിന്നു നിരീക്ഷിക്കാന്‍ പറ്റും. ദൃശ്യമാകുന്ന ചന്ദ്രന്റെ ഭാഗത്തിന് ഇങ്ങനെയുണ്ടാകുന്ന മാറ്റത്തെ ദൃശ്യതാ ആന്ദോലനം (optical libration) എന്നാണ് പറയുക. കൂടാതെ ചന്ദ്രനുതന്നെ ചെറിയൊരു ചാഞ്ചാട്ടമുണ്ട്. ചന്ദ്രന്റെ പിണ്ഡം എല്ലാ ഭാഗത്തും ഒരു പോലെയല്ലാത്തതുകൊണ്ടുണ്ടാകുന്ന ഈ ചാഞ്ചാട്ടം പക്ഷേ വളരെ ചെറുതാണ്-ഒരു ഡിഗ്രിയുടെ നൂറിലൊരംശം മാത്രം. ഇതിനു ഭൗതിക ആന്ദോലനം (physical libration) എന്നുപറയുന്നു.

നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ ചരിത്രം. ചന്ദ്രനെ നിരീക്ഷിക്കുന്നതിലൂടെ സമയം കണക്കാക്കാമെന്നു ചരിത്രാതീതകാലത്തെ മനുഷ്യന്‍ മനസ്സിലാക്കിയിരുന്നു. സൂര്യന്റെയും ചന്ദ്രന്റെയും ചലനങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ പ്രാചീന ചൈനയിലും മെസൊപ്പൊട്ടേമിയയിലും പിന്നീട് മായന്‍ സംസ്കാരത്തിലും പഞ്ചാംഗങ്ങള്‍ നിര്‍മിച്ചിരുന്നു. ക്രി.മു. 3-ാം ശതകത്തോടെ ബാബിലോണിയന്‍ ഗവേഷകര്‍ ഗ്രഹണങ്ങള്‍ പ്രവചിക്കാന്‍ പഠിച്ചു. ഏതാണ്ട് ക്രി.മു. 150-ാമാണ്ടോടെ സൂര്യനിലേക്കും ചന്ദ്രനിലേക്കുമുള്ള ദൂരം ഗ്രീക്ക് ഗവേഷകനായ ഹിപ്പാര്‍ക്കസ് കണക്കുകൂട്ടിയിരുന്നു. അദ്ദേഹത്തിനു കിട്ടിയ സംഖ്യ യാഥാര്‍ഥ്യത്തില്‍ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായിരുന്നു എങ്കിലും ചന്ദ്രന്‍ വളരെ ദൂരെയാണെന്നു മനസ്സിലാക്കാന്‍ അതു സഹായിച്ചു. ക്രിസ്ത്വബ്ദം 2-ാം ശതകത്തില്‍ അന്നുവരെയുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങളും പഠനങ്ങളുമെല്ലാം ടോളമി തന്റെ അല്‍മജെസ്റ്റ് എന്ന ഗ്രന്ഥത്തില്‍ സമാഹരിക്കുകയും വികസിപ്പിക്കുകയും ചെയ്തു.

ചന്ദ്രമാസത്തിലെ ചന്ദ്രന്റെ വിവിധ ദൃശ്യങ്ങള്‍

ചന്ദ്രന്റെയും മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളുടെയും സൂക്ഷ്മനിരീക്ഷണം സാധ്യമായത് ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ കണ്ടുപിടുത്തത്തോടെയാണ്. ഇതിനായി ദൂരദര്‍ശിനി ആദ്യം ഉപയോഗിച്ച ഗലീലിയോ ഗലീലി തന്നെയാണ് ചന്ദ്രനെ ആദ്യമായി സൂക്ഷ്മപഠനം നടത്തിയതും-1609-ല്‍. പ്രാകൃതമായെങ്കിലും ചന്ദ്രന്റെ ദൃശ്യമായ വശത്തിന്റെ ആദ്യത്തെ മാനചിത്രം (map) അദ്ദേഹം നിര്‍മിച്ചു. മാത്രമല്ല, വളരെ കൃത്യമായല്ലെങ്കിലും അവിടത്തെ ചില പര്‍വതങ്ങളുടെ ഉയരം കണക്കാക്കുകയും ചെയ്തു. 1620-നും 1640-നുമിടയ്ക്ക് സ്പെയിനിലെ ലാന്‍ഗ്രെനസ് (Langrenus) ചന്ദ്രന്റെ ഭാഗങ്ങളുടെ പല മാനചിത്രങ്ങളും തയ്യാറാക്കുകയും ചില ഫീച്ചറുകള്‍ക്കു പേരിടുകയും ചെയ്തു. യോഹാനസ് ഹെവേലിയസ് (Johannes Hevelius) എന്ന പോളിഷ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ് ആദ്യമായി ചന്ദ്രന്റെ വിശദമായ മാനചിത്രങ്ങള്‍ തയ്യാറാക്കിയത്. 1647-ല്‍ അദ്ദേഹം പ്രസിദ്ധീകരിച്ച സെലെനോഗ്രാഫിയ (Selenographia) എന്ന ഗ്രന്ഥം ചാന്ദ്രപഠനങ്ങളില്‍ ഒരു നാഴികക്കല്ലായിരുന്നു. എന്നാല്‍ ചന്ദ്രന്റെ പല ഭാഗങ്ങള്‍ക്കും ഇന്നുപയോഗിക്കുന്ന പേരുകള്‍ ആദ്യമായി നല്കിയത് ഇറ്റാലിയന്‍ ഗവേഷകനായ ജിയോവന്നി റിച്ചിയോളി (Giovanni Riccioli) 1651-ല്‍ പ്രസിദ്ധീകരിച്ച അല്‍മജെസ്റ്റം നോവം എന്ന ഗ്രന്ഥത്തിലൂടെയാണ്. ചന്ദ്രനിലെ ഇരുണ്ട പ്രദേശങ്ങള്‍, റിച്ചിയോളി നല്കിയ 'സമുദ്രം' എന്നര്‍ഥംവരുന്ന മാരി (mare) എന്ന പേരിലാണ് ഇപ്പോഴും അറിയപ്പെടുന്നത്.

1692-ല്‍ കാസ്സിനി (Cassin) തയാറാക്കിയ ചിത്രങ്ങള്‍ കുറേക്കൂടി മെച്ചപ്പെട്ടവയായിരുന്നു. തുടര്‍ന്ന് പലരും ചിത്രങ്ങളുണ്ടാക്കിയെങ്കിലും ചാന്ദ്ര ചിത്രങ്ങളുടെ നിലവാരത്തില്‍ ഒരു കുതിച്ചുചാട്ടം തന്നെയുണ്ടായത് 1775-ലാണ്. ഗോട്ടിങ്ഗന്‍ (Gottingen) സര്‍വകലാശാലയിലെ ഭൂപട നിര്‍മാതാവായിരുന്ന തോബിയസ് മെയറുടെ (Tobias Mayer) ചാന്ദ്രചിത്രങ്ങള്‍ അദ്ദേഹത്തിന്റെ മരണശേഷം അതേ വര്‍ഷത്തില്‍ പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. പിന്നീട് അന്‍പത് വര്‍ഷക്കാലത്തേക്ക് ഇവ പ്രാമാണിക രേഖകളായി കരുതപ്പെട്ടു പോന്നു. മുപ്പതു വര്‍ഷത്തെ നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ ഫലമായി 1791-ല്‍ ജെ.എച്ച്. ഷ്റോട്ടര്‍ (Schroeter) പ്രസിദ്ധീകരിച്ച ചാന്ദ്രചിത്രങ്ങള്‍ ശ്രദ്ധിക്കപ്പെട്ടവയാണ്. പക്ഷേ, ഇന്നും നിരീക്ഷകരെ ആകര്‍ഷിക്കുന്ന ഒരു ഗ്രന്ഥം 1837-ല്‍ ജര്‍മന്‍കാരായ വില്‍ഹെം ബീര്‍ (Wilhelm Beer), യോഹന്‍ ഹൈന്റിച്ച് ഫൊണ്‍ മേഡ്ലര്‍ (Johann Henrich von Madler) എന്നിവര്‍ ചേര്‍ന്നു രചിച്ച ഡെര്‍മോണ്‍ഡ് (Dermond) ആണ്. ഫോട്ടോഗ്രഫിയുടെ ആവിര്‍ഭാവത്തിനുമുന്‍പ് നിര്‍മിക്കപ്പെട്ട ഏറ്റവും നല്ല ചാന്ദ്രചിത്രങ്ങള്‍ ഒരു പക്ഷേ ജൂലിയസ് ഷ്മിട്ട് 1878-ല്‍ പ്രസിദ്ധീകരിച്ചവയായിരിക്കും.

ചന്ദ്രനെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തില്‍ പ്രകടമായ പുരോഗതിയുണ്ടായത് ബഹിരാകാശ പേടകങ്ങളുടെ ആവിര്‍ഭാവത്തോടെയാണ്. ഈ സാങ്കേതിക വിദ്യയുടെ സഹായത്തോടെ ഭൂമിയില്‍നിന്ന് ദൃശ്യമല്ലാത്ത അര്‍ധഗോളത്തിന്റേത് ഉള്‍പ്പെടെ വിശദമായ ചിത്രങ്ങളെടുക്കാനും, മണ്ണും പാറകളും പരിശോധിച്ച് വിവരങ്ങള്‍ ഭൂമിയിലേക്കയയ്ക്കാനും, ഒടുവില്‍ മനുഷ്യനെത്തന്നെ ചന്ദ്രനിലെത്തിക്കാനും സാധ്യമായി.

ചന്ദ്രന്റെ ഉപരിതലം. ചന്ദ്രോപരിതലത്തിന്റെ സ്വഭാവം ഭൂമിയുടേതില്‍നിന്നു വളരെ വ്യത്യസ്തമാണ്. ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തെ രൂപപ്പെടുത്തുന്നതില്‍ പ്രധാന പങ്കുവഹിച്ചിട്ടുള്ള സാമാന്യം കനത്ത അന്തരീക്ഷവും ഒഴുകുന്ന വെള്ളവും ജിയോളജിക്കല്‍ പ്രവര്‍ത്തനങ്ങളും അവിടെയില്ലെന്നതാണ് ഈ വ്യത്യാസത്തിനു കാരണം. ചന്ദ്രനില്‍ ഏറ്റവും പ്രകടമായിട്ടുള്ളത് നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍ കൊണ്ടുതന്നെ കാണാവുന്ന ഇരുണ്ട ഭാഗങ്ങളാണ്. ഇവയാണ് സമുദ്രങ്ങള്‍ (maria) എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. ചന്ദ്രന്‍ പൂര്‍ണമായി തണുത്തുറയുന്നതിനുമുന്‍പ്, തണുത്ത പുറന്തോട് (crust) പൊട്ടിച്ച് പുറത്തുവന്ന ലാവ ഒഴുകിയുറഞ്ഞ ഭാഗങ്ങളാണിവ. ബസാള്‍ട്ട് പാറകളാണ് ഇവിടെയുള്ളത്. പക്ഷേ, ഭൂമിയില്‍ ക്കാണുന്ന ബസാള്‍ട്ടില്‍ നിന്നു വ്യത്യസ്തമാണിവ. വളരെ 'ഇരുണ്ട' പരിചിതമായ മിക്ക വസ്തുക്കളെക്കാളും കറുത്ത നിറമാണ് ഈ കല്ലുകള്‍ക്ക്. ചന്ദ്രന്റെ ദൃശ്യമല്ലാത്ത മറുഭാഗത്ത് സമുദ്രങ്ങള്‍ കുറവാണ്.

ഒരു ചെറിയ ദൂരദര്‍ശിനിയില്‍ക്കൂടി പോലും ദൃശ്യമാകുന്ന രൂപങ്ങളാണ് (feature) ചന്ദ്രനിലെ ക്രേറ്ററുകള്‍. ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെ മിക്കവാറും എല്ലാ ഭാഗങ്ങളിലും ചെറുതും വലുതുമായ ധാരാളം ക്രേറ്ററുകള്‍ കാണാം. 'സമുദ്ര' പ്രദേശങ്ങള്‍ മാത്രമാണ് ഇതിനൊരപവാദം. അവിടെ വലിയ ക്രേറ്ററുകള്‍ തീരെ കുറവാണ്. ചെറിയ ക്രേറ്ററുകളും താരതമ്യേന കുറവാണ്. ക്രേറ്ററുകള്‍ കൂടുതല്‍ കാണുന്നത് ഉയര്‍ന്ന സമതലപ്രദേശങ്ങളിലും പര്‍വതപ്രദേശങ്ങളിലുമാണ്. ചരിവ് കൂടിയ ചില പര്‍വതപ്രദേശങ്ങളില്‍ മണ്ണ് ഊര്‍ന്നുവീണ് ക്രേറ്ററുകള്‍ മൂടിപ്പോയിട്ടുണ്ട്. ക്രേറ്ററുകള്‍ പലതരത്തിലുണ്ട്. മിക്കവയും ദൂരക്കാഴ്ചയില്‍ വൃത്താകൃതിയിലാണ്. എന്നാല്‍ സൂക്ഷ്മപരിശോധനയില്‍ പലതിനും വൃത്തത്തില്‍നിന്ന് വ്യതിയാനം കാണാം. ചിലവ പല വശങ്ങളുള്ള പോളിഗണ്‍ രൂപത്തിലാണ്; ചിലവ ദീര്‍ഘവൃത്താകൃതിയിലും. ചില ക്രേറ്ററുകള്‍ക്ക് ഉയര്‍ന്ന വക്കുണ്ട്; അവയില്‍ ചിലതിനു നടുക്ക് ഒരു ചെറിയ കുന്നും. വലിയ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ഫലമായി ഭൂമിയില്‍ ഉണ്ടാകുന്നതായി കാണുന്ന ക്രേറ്ററുകളുടെ രൂപമാണിത്. പൗര്‍ണമി സമയത്തു ചന്ദ്രനെ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള്‍ ശ്രദ്ധ പിടിച്ചുപറ്റുന്ന ഒന്നാണ് എല്ലാ ദിശയിലേക്കും രശ്മികള്‍ പായിച്ചു നില്ക്കുന്നതുപോലെ തോന്നിക്കുന്ന ക്രേറ്ററുകള്‍. റേ ക്രേറ്ററുകള്‍ (Ray Craters) എന്നാണിവ അറിയപ്പെടുന്നത്. ഭൂമിയില്‍ നിന്നു കാണുന്നത് വലിയ ക്രേറ്ററുകള്‍ മാത്രമാണെങ്കിലും സൂക്ഷ്മമായവ മുതല്‍ നൂറുകണക്കിനു കി.മീ. വ്യാസമുള്ള ക്രേറ്ററുകള്‍ വരെ ചന്ദ്രനിലുണ്ട്.

ഭൂമിയില്‍ ഒരു സ്ഥലത്തിന്റെ ഉയരമോ താഴ്ചയോ അളക്കുന്നത് ശ.ശ. കടല്‍നിരപ്പിനെ അപേക്ഷിച്ചാണല്ലോ. ഇങ്ങനെയൊരു മാനദണ്ഡം ചന്ദ്രനില്‍ ലഭ്യമല്ലാത്തതിനാല്‍ ചുറ്റുപാടുമുള്ള പ്രദേശങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ചുള്ള ഉയരവും ആഴവുമേ എളുപ്പത്തില്‍ അളക്കാന്‍ പറ്റൂ. ചന്ദ്രനിലെ 'സമുദ്രങ്ങള്‍' താരതമ്യേന താഴ്ന്ന ഭാഗങ്ങളാണ്. ഉയര്‍ന്ന സമതലപ്രദേശങ്ങളില്‍ നിന്നു 1000 മീ. വരെ സമുദ്രപ്രദേശങ്ങള്‍ക്കു താഴ്ചയുണ്ടാകാം. പര്‍വതങ്ങള്‍ അടുത്തുള്ള പ്രദേശങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് നാലോ അഞ്ചോ കി.മീ. വരെ ഉയര്‍ന്നു നില്ക്കുന്നു. ഭൂമിയില്‍ കാണുന്നതുപോലെ കുത്തനെ ഉയരുന്ന വലിയ പര്‍വതങ്ങള്‍ ചന്ദ്രനിലില്ല. സാവധാനത്തില്‍ ഉയരുകയും താഴുകയും ചെയ്യുന്ന 'സ്ഥലപ്രകൃതി'യാണ് അവിടെ. ചന്ദ്രന്റെ മിക്കവാറും എല്ലാ ഭാഗങ്ങളും 'പൊടി'പോലത്തെ ഒരു വസ്തുവിനാല്‍ (Regolith) മൂടിക്കിടക്കുന്നു. ഇതിന് ഭൂമിയിലെ മണ്ണിനോട് പല രീതിയിലും സാമ്യമുണ്ടെങ്കിലും അത് നമ്മുടെ മണ്ണില്‍ നിന്ന് ഘടനയില്‍ വളരെ വ്യത്യസ്തവുമാണ്.

ചന്ദ്രനില്‍ക്കാണുന്ന മറ്റൊരു ഫീച്ചറാണ് നീണ്ടു വളഞ്ഞു കിടക്കുന്ന താഴ്വാരങ്ങള്‍. ഇവയില്‍ പലതും 18-ാം ശതകം മുതല്ക്കേ അറിയപ്പെട്ടിരുന്നു. ഭൂമിയിലെ നദികളുമായുള്ള സാമ്യം വളരെ പ്രകടമാണെങ്കിലും അവയ്ക്കു കൈവഴികളോ തുരുത്തു (Delta) കളോ ഇല്ല. ചെറിയ വട്ടത്തിലുള്ള കുഴികളില്‍ നിന്നാണ് ചിലവ ആരംഭിക്കുന്നത്. ഭൂമിയിലെ നദികളെപ്പോലെ, പ്രതിബന്ധങ്ങളെച്ചുറ്റി ഒടുവില്‍ പരന്ന പ്രദേശത്തെത്തി അവ അവസാനിക്കുന്നു. അവയുടെ ഉദ്ഭവത്തെപ്പറ്റി ഇന്നും വ്യക്തമായി ഒന്നും മനസ്സിലാക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല.

ചന്ദ്രനു സ്വന്തം അന്തരീക്ഷം ഇല്ല എന്നുതന്നെ പറയാം. ഭൂമിയിലെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ പത്തുകോടിയില്‍ ഒരു ഭാഗംപോലും മര്‍ദം ചന്ദ്രന്റെ ഉപരിതലത്തിലില്ല. ഇക്കാരണത്താല്‍ ഉപരിതലത്തിലെ താപനിലയില്‍ വളരെ വലിയ മാറ്റങ്ങളുണ്ടാകുന്നു. മധ്യരേഖയില്‍ പകല്‍ സമയത്തു 400K (127^oC) വരെ ചൂടും രാത്രി സമയത്ത് ഏതാണ്ട് 100K (173^oC) എന്ന അതിശൈത്യവും ഉണ്ടാകുന്നു. എന്നാല്‍ ഉപരിതലത്തിന് ഒരു മീറ്റര്‍ താഴെ രാത്രിയും പകലും ഏതാണ്ട് 230K (43^oC) സ്ഥിരമായിരിക്കുന്നു. ചന്ദ്രനിലെ പാറകള്‍ ഭൂമിയിലെ ഏതു പാറകളെക്കാളും നല്ല താപരോധക വസ്തുക്കളാണ് (thermal insulators) എന്നാണ് മനസ്സിലാകുന്നത്. ചന്ദ്രനു വളരെ ദുര്‍ബലമായ ഒരു കാന്തികമണ്ഡലമേയുള്ളൂ-ഭൂമിയുടേതിന്റെ രണ്ടു ലക്ഷത്തില്‍ ഒരു ഭാഗം മാത്രം. എന്നാല്‍ പണ്ട് സാമാന്യം ശക്തമായ കാന്തികമണ്ഡലം ഉണ്ടായിരുന്നതിന്റെ സൂചനകള്‍ ചന്ദ്രനില്‍നിന്നു കൊണ്ടുവന്ന പാറകളില്‍ കാണാനുണ്ട്.

ഉദ്ഭവവും ചരിത്രവും. ചന്ദ്രന്റെ ഉദ്ഭവത്തെപ്പറ്റി അനേകം സിദ്ധാന്തങ്ങളുണ്ട്. എങ്കിലും അവയെ മൊത്തത്തില്‍ മൂന്നായി തിരിക്കാം. ഭൂമിയില്‍നിന്നു വേര്‍പെട്ടു പോയതാണ് ചന്ദ്രന്‍ എന്ന ആശയത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ് ഒരു കൂട്ടം സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍. മറ്റെവിടെയോ രൂപപ്പെട്ട ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിക്കടുത്തുകൂടി വന്നപ്പോള്‍ ഭൂമിയുടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലത്താല്‍ ആകര്‍ഷിക്കപ്പെട്ട് ഉപഗ്രഹമായിത്തീര്‍ന്നു എന്നതാണ് മറ്റൊരുകൂട്ടം സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ സങ്കല്പിക്കുന്നത്. ഇതൊന്നുമല്ല, ഭൂമി ഉണ്ടായതിനോടൊപ്പംതന്നെ ഒരു 'ഇരട്ടഗ്രഹം' എന്നപോലെ ഉണ്ടായതാണ് ചന്ദ്രന്‍ എന്നാണ് മൂന്നാമതൊരുകൂട്ടം സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ സ്ഥാപിക്കാന്‍ ശ്രമിക്കുന്നത്. ഇവയില്‍ രണ്ടാമത്തെ തരത്തിലുള്ള സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ സത്യമാകാനുള്ള സാധ്യത വളരെ കുറവാണെന്നാണ് പൊതുവേ കരുതപ്പെടുന്നത്. ഗതികശാസ്ത്ര (Dynamics) പരമായി പരിശോധിക്കുമ്പോള്‍ അരികിലേക്കു പാഞ്ഞുവരുന്ന ചന്ദ്രനെ ഭൂമി പിടിച്ചെടുക്കുന്നതിനുള്ള സാധ്യത വളരെ കുറവാണ് എന്നുകാണാം. മാത്രമല്ല, ചന്ദ്രനില്‍ ഇരുമ്പിന്റെ അംശം വളരെ കുറഞ്ഞിരിക്കുന്നത് എന്തുകൊണ്ടാണെന്നു വിശദീകരിക്കുന്നതിലും ഈ സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ പരാജയപ്പെടുന്നു. ഉള്ള തെളിവുകള്‍ വച്ചു നോക്കുമ്പോള്‍ ഭൂമി, ചൊവ്വ, ശുക്രന്‍ തുടങ്ങിയ ഗ്രഹങ്ങളില്‍ നിന്നു വളരെ വൈകിയാവില്ല ചന്ദ്രന്‍ ഉണ്ടായതെന്നു മിക്കവാറും ഉറപ്പാക്കാം. ഭൂമിയുടെയും ചന്ദ്രന്റെയും ചലനങ്ങളും രസതന്ത്രവും പഠിക്കുന്നതില്‍ നിന്നാണ് സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ തമ്മില്‍ താരതമ്യപ്പെടുത്തുന്നതിന് ആവശ്യമായ പ്രാഥമിക വിവരങ്ങള്‍ ലഭിക്കുന്നത്. അപ്പോളോ, ലൂണാ പര്യവേക്ഷണങ്ങള്‍ ഇതിനു വളരെ സഹായകമായിട്ടുണ്ട്.

ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിയില്‍നിന്നു വേര്‍പെട്ടുപോയതാണെന്ന സിദ്ധാന്തം ആദ്യം മുന്നോട്ടുവച്ചത് 1880-ല്‍ സര്‍ ജോര്‍ജ് ഡാര്‍വിനാണ്. ഭൂമിയുടെ മാന്റിലിന്റെയും ചന്ദ്രന്റെയും സാന്ദ്രതകള്‍ തമ്മിലുള്ള സാമ്യത്തിനുള്ള ലളിതമായ വിശദീകരണം ഈ സിദ്ധാന്തം നല്കുന്നു. ഡാര്‍വിന്റെ സിദ്ധാന്തത്തിനു വിശദാംശങ്ങളില്‍ കാര്യമായ മാറ്റം പിന്നീടുണ്ടായി. എങ്കിലും അടിസ്ഥാനപരമായി അത് ഇപ്രകാരമാണ്: ആദ്യകാലത്തുള്ള ഭൂമി വളരെ വര്‍ധിച്ച വേഗത്തിലാണ് കറങ്ങിയിരുന്നത്. ഇതുമൂലമുണ്ടായ അപകേന്ദ്രബലവും (Centrifugal force) സൂര്യന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലവും കൂടിച്ചേര്‍ന്നു ഉറച്ചുകഴിഞ്ഞിട്ടില്ലാത്ത ഭൂമിയില്‍ നിന്നു ഒരു ഭാഗത്തെ അടര്‍ത്തിയെടുത്തു. അതു ഉറഞ്ഞുകൂടി ഭൂമിയെ പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കാന്‍ തുടങ്ങി. ചന്ദ്രനിലെ പാറകളുടെ അപഗ്രഥനത്തില്‍ നിന്നു ലഭിച്ച പല വിവരങ്ങളും ഈ സിദ്ധാന്തത്തിന് അനുകൂലമാണ്. എന്നാല്‍ പല ബുദ്ധിമുട്ടുകളും ഇതിനുണ്ട്. ആദ്യകാലത്ത് ഇത്ര ശക്തമായ കറക്കം എങ്ങനെയുണ്ടായി എന്നു വിശദീകരിക്കാന്‍ അത്ര എളുപ്പമല്ല.

വാതകങ്ങളും പൊടിയും അടങ്ങിയ വലിയൊരു മേഘം (Molecular cloud) ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലത്താല്‍ ഉറഞ്ഞുകൂടിയാണ് സൂര്യനും ഗ്രഹങ്ങളും ഉണ്ടായതെന്നാണ് പൊതുവേ വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നത്. ഇതുപോലെ ചെറിയ തോതിലുള്ള ഒരു സംഭവമാണ് ഭൂമിയെയും ചന്ദ്രനെയും സൃഷ്ടിച്ചത് എന്നാണ് മൂന്നാമത്തെ സിദ്ധാന്തം. പല തരത്തിലും സ്വീകാര്യമായ ഈ സിദ്ധാന്തത്തിനും അതിന്റേതായ പോരായ്മകളുണ്ട്. ഭൂമിയിലെയും ചന്ദ്രനിലെയും മൂലകങ്ങളുടെ അനുപാതത്തിലുള്ള വ്യത്യാസം വിശദീകരിക്കാനുള്ള ബുദ്ധിമുട്ടാണ് അവയില്‍ ഏറ്റവും പ്രധാനം. അടുത്തടുത്ത് ഒരുമിച്ചുണ്ടായതാണ് ഭൂമിയും ചന്ദ്രനുമെങ്കില്‍ രണ്ടിലും ഒരേ മൂലകങ്ങള്‍ മിക്കവാറും ഒരേ തോതില്‍ കാണേണ്ടതാണല്ലോ. എന്നാല്‍ ഭൂമിയില്‍ ധാരാളമുള്ള ഇരുമ്പ് ചന്ദ്രനില്‍ വളരെ കുറവാണ്. മറ്റു പല മൂലകങ്ങളുടെ കാര്യത്തിലും ഇതുപോലെ വ്യത്യാസമുണ്ട്.

ചന്ദ്രന്റെ പിന്നീടുള്ള ചരിത്രത്തെപ്പറ്റി കാര്യമായ അഭിപ്രായ വ്യത്യാസമില്ല എന്നുപറയാം. ചന്ദ്രന്‍ ഉറഞ്ഞുകൂടിയ ഉടനെതന്നെ ഉപരിതലത്തില്‍ 100 കി.മീ. മുതല്‍ 200 കി.മീ. വരെ ആഴത്തില്‍ വീണ്ടും ഉരുകി. ഭാരം കൂടിയ വസ്തുക്കള്‍ താഴ്ന്നുപോകുകയും അവശേഷിച്ച ഭാരം കുറഞ്ഞ വസ്തുക്കള്‍ തണുത്തുകട്ടിയായി ഇന്നു കാണുന്ന പുറംതോട് ഉണ്ടാകുകയും ചെയ്തു. യുറേനിയം, തോറിയം, പൊട്ടാസിയം, ബേറിയം, ഫോസ്ഫറസ് തുടങ്ങിയ മൂലകങ്ങള്‍ ധാരാളം ഉള്ള ക്രീപ് നൊറൈറ്റ് (Kreep Norite) എന്നറിയപ്പെടുന്ന പാറകളുടെ ഉദ്ഭവമാണ് അടുത്ത പ്രധാനപ്പെട്ട സംഭവം. ഇതിന്റെ വിശദാംശങ്ങള്‍ ഇപ്പോഴും വ്യക്തമല്ല. ബഹിരാകാശത്തുനിന്നു ചെറുതും വലുതുമായ പാറകള്‍ വന്നിടിച്ച് ക്രേറ്ററുകള്‍ ഉണ്ടാകുന്ന പ്രവര്‍ത്തനം ചന്ദ്രന്‍ ഉണ്ടായിക്കഴിഞ്ഞ് ഏതാണ്ട് 60 കോടി വര്‍ഷത്തേക്കു തുടര്‍ന്നു. ചന്ദ്രനിലിന്നു കാണുന്ന മിക്ക ക്രേറ്ററുകളും ഇങ്ങനെ ഉണ്ടായതാണ്. ഉള്ളില്‍നിന്നു ലാവയും വാതകങ്ങളും പുറത്തേക്കു പൊട്ടി ഒഴുകി ഉണ്ടായതാണ് മറ്റു പല ക്രേറ്ററുകളും. പുറംതോട് തണുത്തുറഞ്ഞപ്പോള്‍ എങ്ങനെയോ ഉള്ളിലുണ്ടായ വലിയ ഗുഹകളിലേക്ക് മണ്ണിടിഞ്ഞു വീണതിലൂടെയും ചില ക്രേറ്ററുകള്‍ ഉണ്ടായിട്ടുണ്ടാകാം. ചാന്ദ്രസൃഷ്ടിയിലെ അവസാനത്തെ സംഭവം, ഉള്ളില്‍ നിന്നു ലാവ പൊട്ടിയൊഴുകി 'സമുദ്രങ്ങള്‍' ഉണ്ടായതാണ്. ഏതാണ്ട് 100 കോടി വര്‍ഷക്കാലം അഗ്നിപര്‍വതസ്ഫോടനം തുടര്‍ന്നു. ഒരിക്കല്‍ ഒഴുകിയുറഞ്ഞ ലാവയ്ക്കു മുകളിലൂടെ പിന്നീട് ഒഴുകിയത് പല സ്ഥലത്തും കാണാം. ചന്ദ്രന്‍ ഇപ്പോള്‍ മിക്കവാറും പൂര്‍ണമായി തണുത്തു കഴിഞ്ഞു. അഗ്നിപര്‍വതങ്ങള്‍ തീരെയില്ല. എങ്കിലും ഉള്ളില്‍ തണുത്തുറഞ്ഞു കഴിയാത്ത ഒരു ഭാഗമുണ്ട്. അപ്പോളോ യാത്രികര്‍ നിക്ഷേപിച്ച രണ്ടു ഭൂചലന മാപിനികള്‍ ഇടയ്ക്കിടയ്ക്ക് നേരിയ ചാന്ദ്രചലനങ്ങള്‍ രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്.

(വി. ശശികുമാര്‍)

ചന്ദ്രന്റെ ഉത്പത്തി-ആധുനിക വിശദീകരണം. ചന്ദ്രനെപ്പറ്റി ഇന്നു നമുക്കുള്ള അറിവിന്റെ വെളിച്ചത്തില്‍ മേല്പറഞ്ഞ മൂന്നു സിദ്ധാന്തങ്ങളും അപര്യാപ്തങ്ങളാണെന്നു കാണാം. 1975-ല്‍ ചന്ദ്രോപരിതലത്തെപ്പറ്റി ഒരു പുതിയ വിശദീകരണം നിര്‍ദേശിക്കപ്പെട്ടു. പ്രാഗ് ഭൂമി (Proto-Earth) മറ്റൊരു സമാനഗ്രഹ (proto-planet) ത്തോട് ഉരസുമ്പോള്‍ ചിതറിത്തെറിക്കുന്ന അവശിഷ്ടങ്ങള്‍ ഒന്നിച്ചു ചേര്‍ന്ന് (accretion) ഭൂമിക്കു ചുറ്റും പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കുന്ന പുതിയ ഒരു ഉപഗ്രഹമായിത്തീരാം എന്നു ഹാര്‍വാഡ് (Harvard) സര്‍വകലാശാലയിലെ എ.ജി.ഡബ്ള്യു. കാമെറോണ്‍ (A.G.W. Cameron) എന്ന ശാസ്ത്രകാരന്‍ അഭിപ്രായപ്പെടുകയുണ്ടായി. എന്നാല്‍ ശാസ്ത്രലോകത്ത് അതിനു വേണ്ടത്ര അംഗീകാരം അന്നു ലഭ്യമായില്ല.

ഭൂമിയും അസ്റ്ററോയിഡും തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടിമൂലമുള്ള ചന്ദ്രോത്പത്തിയുടെ ദൃശ്യാവിഷ്കാരം

1984-ല്‍ 'ദ്രുതവേഗതയുള്ള' (high speed) കംപ്യൂട്ടറുകളുടെ ആവിര്‍ഭാവത്തോടെ ഇത്തരം ഉരസലുകളുടെയും അവയെത്തുടര്‍ന്നുളവാകുന്ന സംഭവ പരമ്പരകളുടെയും സിമുലേഷന്‍ (simulation) കംപ്യൂട്ടറുകളില്‍ നടത്തി നോക്കാം എന്ന സ്ഥിതി സംജാതമായി. അപ്രകാരം, കഴിഞ്ഞ ഒരു ദശാബ്ദക്കാലത്തിനിടയില്‍ ലോസ് അല്‍മോസ് (Los Almos) പരീക്ഷണശാലയിലെ ബെന്‍സ് (Benz), സ്ലേറ്ററി (Slattery), വാഷിങ്ടണിലെ കാര്‍ണഗി ഇന്‍സ്റ്റിറ്റ്യൂഷനിലെ (Carnegie Institution) ബോസ് (Boss), മിന്‍സും (Minzum), പീലെ (Peale), വിതെറില്‍ Witheril), ഹാര്‍വാഡ് സര്‍വകലാശാലയിലെ എ.ജി.ഡബ്ള്യു. കാമെറോണ്‍ തുടങ്ങിയവരുടെ നേതൃത്വത്തില്‍ നടത്തിയ സിമുലേഷന്‍ പഠനങ്ങള്‍, ചില പ്രത്യേക സാഹചര്യങ്ങളില്‍ മേല്പറഞ്ഞ മാതിരി ഉള്ള ഉരസല്‍ നടന്നാല്‍ ഇന്നത്തെ നിലയിലുള്ള ഭൂമിയും ചന്ദ്രനും ഉദ്ഭവിക്കാം എന്നുസൂചിപ്പിക്കുന്നു.

ഭൂമി ഇന്നത്തെ മാതിരി ഉറഞ്ഞു കട്ടിയാകുന്നതിനുമുന്‍പ്, അതായത് ഏകദേശം 4.6 ദശലക്ഷം വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്കു മുന്‍പ്, അന്നത്തെ ഭൂമിയില്‍ മറ്റൊരു ഗ്രഹം സ്പര്‍ശതലീയ രീതിയില്‍ ഉരസുന്നു (tangential collision) എന്നും ഇരു ഗ്രഹങ്ങളുടെയും കാമ്പ് (core) ഇരുമ്പ് കൊണ്ടും മാന്റില്‍ (mantle) സിലിക്കേറ്റുകള്‍ കൊണ്ടും ആണെന്നും സങ്കല്പിക്കുക.

ഭൂമിയുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുന്ന ഈ ഗ്രഹത്തിന്റെ പിണ്ഡം (Mass) ഭൂമിയുടെ 0.17 ഭാഗത്തില്‍ കൂടുതല്‍ ആണെങ്കില്‍ ചിന്നിച്ചിതറുന്ന മാന്റിലുകളുടെ സിംഹഭാഗവും ഭൂമിയിലേക്കു തന്നെ പതിക്കുകയോ ശൂന്യാകാശത്തിലേക്കു വലിച്ചെറിയപ്പെട്ട് നഷ്ടമാവുകയോ ചെയ്യാം. ശേഷിക്കുന്ന അവശിഷ്ടങ്ങള്‍ ഉറഞ്ഞുകൂടി ഭൂമിയെ ഭ്രമണം വയ്ക്കുന്ന ഒരു പുതിയ ഗ്രഹമായി മാറാനുള്ള സാധ്യത തുലോം വിരളമാണ്. അതേ സമയം ഇടിക്കുന്ന ഗ്രഹത്തിന്റെ പിണ്ഡം ഭൂമിയുടെ 0.12 ഭാഗത്തില്‍ കുറവാണെങ്കില്‍ ചിന്നിത്തെറിക്കുന്ന ഭാഗം മുഴുവനായി ഒന്നിച്ചുകൂടി ഭൂമിയെച്ചുറ്റുന്ന ഒരു ഗ്രഹമായി മാറാം. പക്ഷേ, അതിന്റെ ഘടന ഇന്നത്തെ ചന്ദ്രനില്‍ നിന്നും വളരെ വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും.

എന്നാല്‍ ഇടിക്കുന്ന ഗ്രഹത്തിന്റെ പിണ്ഡം ഭൂമിയുടേതിന്റെ 0.12-നും 0.17-നും ഇടയ്ക്കാണെങ്കില്‍ തികച്ചും വിഭിന്നമായ ഒരു പ്രക്രിയയാണ് നടക്കുക. ഇടിയുടെ ആഘാതത്തില്‍ വന്നിടിക്കുന്ന ഗ്രഹത്തിന്റെ സിലിക്കേറ്റ് മാന്റില്‍ ഏതാണ്ട് പൂര്‍ണമായി വേര്‍പെട്ട് ഭൂമിക്കു ചുറ്റും ഭ്രമണപഥത്തില്‍ ചുറ്റിത്തിരിയാം. ഗ്രഹത്തിന്റെ കോറാകട്ടെ ഒരു സങ്കീര്‍ണമായ പാതയില്‍ക്കൂടി കറങ്ങിത്തിരിഞ്ഞ് ഭൂമിയില്‍ വീണ്ടും വന്നിടിക്കാം. വളരെ ഭാരം കൂടിയ ഈ കോറിനെ ഭൂമിതന്നെ ആഗിരണം ചെയ്യും. ഇതെല്ലാം ഉരസല്‍ നടന്ന് 24 മണിക്കൂറിനകം തന്നെ സംഭവിക്കുകയും ചെയ്യും. ആഘാതംമൂലം ഉത്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന കൊടിയ ചൂടില്‍ ചുറ്റിത്തിരിയുന്ന സിലിക്കേറ്റുകളിലെ ബാഷ്പീകരണ സ്വഭാവമുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെട്ട് നഷ്ടമാകുന്നു. അങ്ങനെ റിഫ്രാക്ടറി (refractory) മൂലകങ്ങളാല്‍ സമ്പുഷ്ടമാക്കപ്പെട്ട ഈ സിലിക്കേറ്റുഭാഗം താമസിയാതെ ഘനീഭവിച്ച് ഏകദേശം ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഒരു ഭൗമോപഗ്രഹമായി രൂപാന്തരപ്പെടും. കൂട്ടിയിടിക്കുന്ന ഗ്രഹങ്ങളുടെ വേഗത, പിണ്ഡം, ചലനദിശ എന്നിവയെ ആശ്രയിച്ച് ഉപഗ്രഹത്തിന്റെ പിണ്ഡം, ഘടന മുതലായവയ്ക്ക് മാറ്റം ഉണ്ടാകാം. ഇവ ഒരു പ്രത്യേക അനുപാതത്തില്‍ വന്നാല്‍ ഇന്നു നാം കാണുന്ന ചന്ദ്രനു സമാനമായ ഉപഗ്രഹം സൃഷ്ടിക്കപ്പെടാനുള്ള സാധ്യതയുണ്ട്.

ഭൂമിയും ഒരു വലിയ അസ്റ്ററോയിഡും (asteroid) തമ്മില്‍ ഉണ്ടാകുന്ന കൂട്ടിയിടിമൂലമുള്ള ചന്ദ്രോത്പത്തിയുടെ ദൃശ്യാവിഷ്കാരം താഴെക്കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ചിത്രങ്ങളില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. വന്നിടിക്കുന്ന വസ്തുവിന്റെ പിണ്ഡം ഭൂമിയുടേതിന്റെ 0.14 ഭാഗം എന്നും ആപേക്ഷിക പ്രവേഗം 11 കി.മീ./സെ. എന്നും സങ്കല്പിക്കുക. ചിത്രം (a), (b) എന്നിവയില്‍ കൂട്ടിയിടി കാണിക്കുന്നു. ഇവ യഥാക്രമം 1.2 മി.-ലും 11 മി.-ലും നടക്കുന്നവയാണ്. ഈ ഇടവേളയില്‍ വന്നിടിക്കുന്ന വസ്തു നശിപ്പിക്കപ്പെടുന്നു. ചിത്രം (c)-യില്‍ മാന്റില്‍ ബഹിരാകാശത്തേക്കു വലിച്ചെറിയപ്പെട്ട് ഭൂമിക്കു ചുറ്റും ഭ്രമണപഥത്തില്‍ പ്രവേശിക്കുന്നതായി കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.

ഈ മാന്റിലിന്റെ ഏറിയ ഭാഗവും തിരിച്ച് ഭൂമിയില്‍ത്തന്നെ പതിക്കുന്നു. എന്നാല്‍ വളരെ ചെറിയ ഒരു ഭാഗം ഭ്രമണപഥത്തില്‍ അവശേഷിക്കും (ചിത്രം d). അവസാനത്തെ നാലു ചിത്രങ്ങളില്‍ (ചിത്രം e, f, g, h) (t = 2.3 മ. തുടങ്ങി = 24 മ. വരെ; t = സമയം) ഭൂമിയെയും, ഭൗമഭ്രമണപഥത്തിലുള്ള ചന്ദ്രനെയും ഏതാനും അവശിഷ്ടഭാഗങ്ങളെയും കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.

ഇന്ന് നമുക്ക് ലഭ്യമായ അറിവ് വച്ചു നോക്കുമ്പോള്‍ മേല്‍ വിവരിച്ച തരത്തിലുള്ള ഒരു കൂട്ടിയിടിയിലൂടെ മാത്രമേ നാം കാണുന്ന ഇന്നത്തെ ചന്ദ്രന്റെ ഉത്പത്തിക്കു നാന്ദികുറിക്കുവാന്‍ കഴിയുകയുള്ളൂ എന്നു മനസ്സിലാകും. എന്നാല്‍, എല്ലാ സാഹചര്യങ്ങളും ഒത്തിണങ്ങി വന്ന് അത്തരത്തിലൊരു കൂട്ടിയിടി നടക്കാനുള്ള സാധ്യത വളരെ വിരളമാണുതാനും. ഇക്കാരണത്താല്‍ ഇന്നും ഭൗമ-ചാന്ദ്രവ്യൂഹം (Earth-Moon system) സൌരയൂഥത്തിലെ തന്നെ അപൂര്‍വ പ്രതിഭാസങ്ങളില്‍ ഒന്നായി കരുതപ്പെട്ടുപോരുന്നു.